Утворення та еволюція галактик

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Один з еволюційних етапів розвитку у Всесвіті — утворення галактик

Галактика — космічна система, яка складається із зір, космічних променів, зоряних скупчень, хмар пилу, хмар газу, міжзоряної речовини та інших космічних об'єктів. Утворення галактик вважається природним етапом еволюції Всесвіту[1]. Галактики є одним з основних елементів, за якими відбуваються астрономічні спостереження[2].

Утворення галактик[ред. | ред. код]

У період, коли після Великого вибуху минуло більше мільйона років, у світі відбулись зміни. Електрони з протонами об'єдналися в атоми і Всесвіт став прозорим для електромагнітного випромінювання (випромінювання відділилося від речовини). За змінами, що відбувалися у Всесвіті після того, стало можливим спостерігати. Ступінь віддаленості об'єкту впливає на те, яким об'єкт бачить астроном, що за ним спостерігає. Якщо спостереження буде вестись за далекими галактиками, то світло від них може йти мільярди років. Це дає можливість бачити галактики такими, якими вони були багато років тому. Науковці і звичайні спостерігачі не можуть знати, що відбувається з об'єктом в даний момент часу. Така закономірність виникає тому, що швидкість передачі будь-якої інформації обмежується значенням поширення швидкості світла[2]. Першим припущення про існування галактик — зоряних систем, зробив англійський астроном Вільям Гершель[3].

Процес еволюції[ред. | ред. код]

Є тісний взаємозв'язок між еволюцією галактик та еволюцією зір. Зорі, які належать до червоних гігантів, скидають свої зовнішні оболонки, які розсіюються в міжзоряному просторі. Після того, як завершиться процес охолодження, зоря спочатку стане «білим», а потім «чорним карликом».

У процесі еволюції у міжзоряному просторі опиняється частина речовини зорі. Вона буде використана для утворення нових зір, чий розвиток буде відбуватись за аналогічною схемою. Під час кругообігу речовини в Галактиці, її певна частина залишається в надрах нейтронних зірок та «мертвих» білих карликів. Вчені припускають, що можливо певна частина речовини залишається і в чорних дірах. Зорі, що були утворені на етапі раннього існування галактики, і які мають масу, меншу, ніж сонячна маса, не встигають хоча б частково повернути в міжзоряний простір речовину, яка була витрачена на їх утворення. Це відбувається через обмежений вік галактики. Кількість міжзоряного середовища має зменшуватись у міру розвитку галактики. Подібна тенденція має простежуватися в інших зоряних систем.

Хімічному складу міжзоряного газу властиво змінюватись. У процесі кругообігу відбувається його збагачення важкими елементами та гелієм. Коли газ перебуває в надрах зір за високого тиску та температури, у ньому відбуваються термоядерні реакції. Відбувається зміна хімічного складу: водень поступово вигорає, зростає кількість гелію та важчих елементів. Після цього частина газу, збагаченого важкими елементами, повертається в міжзоряне середовище та змінює його склад.

Надважкі елементи утворюються при спалахах наднових. Коли така зоря вибухає, відбуваються ланцюгові реакції, які супроводжуються утворенням потужних потоків нейтронів. Як результат спалахів наднових у міжзоряний простір надходять важкі та надважкі елементи. Відбувається їх змішування із міжзоряним газом.

Раніше в Галактиці вміст міжзоряного газу був набагато більшим, ніж зараз. Швидкість утворення зірок з нього була вища, ніж сучасна. Це впливало на те, що наднові зірки спалахували набагато частіше, ніж у сучасному світі. Науковці провели розрахунки, відповідно до яких, у період, коли вік Галактики був меншим за 1 мільярд років, частота спалахів наднових була у 100 разів більшою, ніж вона є на сьогоднішній день. Вчені приходять до висновку, що за всю історію існування Галактики в ній спалахнуло близько 1 мільярда наднових. Така цифра пояснює вміст важких та надважких елементів в міжзоряному газі і зорях «другого покоління», для утворення яких у різний час цей газ слугував основою. Зорі, що з'явились під час формування Галактики, у своїх зовнішніх шарах зберегли початковий хімічний склад тієї міжзоряної речовини, з якої вони були сформовані. До таких зір належать субкарлики та зорі, які входять до складу кулястих скупчень, при цьому маса таких зір має бути меншою за одну сонячну. Сонце є зорею «другого покоління» і в його складі є набагато більше важких елементів, ніж у зір, які належать до «першого покоління». Відмінності, які спостерігаються в хімічному складі субкарликів та зір головної послідовності, пояснюються тим, що відбувається неперервне збагачення Галактики важкими елементами[4].

Класифікація галактик[ред. | ред. код]

Класифікація галактик була розроблена згідно з їх особливостями. Загальноприйнята відома класифікація галактик виникла як результат праці американського науковця Хаббла у 1920-х роках[4]. Це перша класифікація галактик, яку прийнято використовувати в спостережній астрономії[2]. Згідно з висновками астронома, галактики можна поділити на три типи: еліптичні, спіральні та неправильні. Еліптичні галактики («Е — галактики») представляють собою сфероїди, які мають різний ступінь сплюснутості. Яскравість концентрується в центрі. До їх складу входять старі зірки, які мають невелику масу і при цьому в них спостерігається надмірна маса водню[4]. Лінзоподібні галактики та сферичні галактики входять до складу еліптичних галактик. Складовими таких еліптичних галактик є старі зорі. В тих галактиках, що є найбільш сплющеними з них, присутнє обертання. В них відсутні хмари, до складу яких входять пил і космічний газ.

Спіральні галактики («S-галактики») мають декілька спіральних рукавів, які характеризуються неправильною формою. Сумарна маса цих рукавів є значно меншою за масу сферичної складової певної галактики. Ці рукави виділяються через наявність значної частини молодих масивних зірок, для яких характерна висока світність. Виникнення таких зірок стає можливим через наявність міжзоряного газопилового середовища, який сконцентрований у площині, в якій знаходяться спіральні рукава. У S-галактик вміст міжзоряного газу є більшим, ніж у E-галактик. Це є поясненням того факту, чому у останніх процес виникнення зірок майже не відбувається[4]. Відкриття саме спіральних галактик відбулось першим[2].

Для неправильних галактик характерна мала маса та нерегулярна форма. Маса галактик визначається кількістю зірок, які в ній знаходяться. Маса Туманності Андромеди майже в три рази переважає масу нашої Галактики, хоча наша Галактика і належить до числа гігантів. Окрім показника маси, галактики характеризуються та відрізняються між собою осьовим повертанням. Осьове повертання — це обертальний момент, який здійснюється на одиницю маси. Для S-галактик характерна більша міра повертання, ніж для Е-галактик. У вчених є припущення, що E-галактики мають сплюснуту форму через характер зіркового руху. Відмінності, які присутні у двох типів галактик, не спричиненні еволюційними змінами. Структура, яка є в галактики, виникає під впливом початкових умов, в яких вона була створена[4]. До типових представників неправильних галактик відносяться Велика Магелланова Хмара та Мала Магелланова Хмара. Така назва — неправильні галактики — виникла через особливості їх видимої форми. На їх вигляд могли вплинути вибухи чи взаємодія з галактиками, які є сусідніми і розташовані поблизу[2].

Еволюція у E-галактиках виникала наступним чином. Відбувається стискання великих хмар газу під дією закону всесвітнього тяжіння в протогалактику, а після цього у галактику. Уявімо величезну кулю, яку створено з газу і яка стискається за законом вільного падіння до центру. На початкових стадіях цей газ мав високу температуру, проте вона зменшувалась. Гравітаційна нестійкість стала причиною появи згустків великих розмірів, які еволюціонували у кулі. Вони мали хаотичний рух і це призводило до їх зіштовхування. Вони ставали більш щільними. На такому етапі почали формуватись зірки першого покоління. Ті, що були найбільш масивного розміру та маси, завершили свою еволюцію ще до початку стискання протогалактик. Міжзоряне середовище збагачувалось металами, коли відбувався їх вибух як наднових. Це і стало причиною того, що зорі, які були утворені пізніше, мали зовсім інший хімічний склад. Наслідком цього є те, що зірки, які розташовані поблизу центра еліптичної галактики є більш насичені важкими металами ніж ті, які більш віддалені від нього.

Утворення зірок в S-галактиках відбувалось повільніше. Це призвело до того, що в них зміг утворитись газовий диск, який мав досить значну масу. Ще один фактор, який сприяв цьому — швидке обертання галактик такого типу. Швидкість утворення зір стає меншою через обертання протогалактик. Різні типи галактик виникають через існування протохмар, які мають різну густину і різну швидкість внутрішніх рухів. Е-галактики були утворенні на основі більш щільних газових хмарин, які перебували у стані швидкого хаотичного руху. В Е-галактиках спостерігається наявність щільних скупчень галактик. А для S- галактик характерні розріджені скупчення. Процес перетворення хмар газу у протогалактики, а потім у галактики, відбувався досить давно. Вік більшої частини галактик дорівнює віку Всесвіту.

Академік Амбарцумян був одним з перших, хто звернув увагу на властивості галактичних ядер. Дослідження доводять, що в процесі еволюції галактик галактичні ядра відіграють далеко не останню роль. Було здійснене відкриття активності ядер. Раніше вважалось, що галактичні ядра є скупченнями мільйонів зір, котрі занурені в міжзоряне середовище. При цьому може відбутись зміна випромінювання якоїсь одної певної зорі. Виявлено, що оптичне радіовипромінювання певних галактичних ядер може змінитись за декілька тижнів чи місяців. Протягом маленького проміжку часу вивільняється велика кількість енергії, яка в сотні разів більша, ніж та, яка вивільняється при спалахах наднових. Такі ядра характеризуються як «активні», а процеси, які приводять до звільнення такої великої кількості енергії, отримали назву «активність» ядер. Активність спостерігається у незначної частини ядер галактик. Їх більша частина є «спокійними». Галактичні ядра змінюють періоди довготривалого спокою нетривалими періодами активності. Такі процеси носять повторюваний характер. В 1946 році відбулось відкриття першої галактики, яка була потужним джерелом випромінювання. Цей об'єкт носить назву Лебідь А. «Радіогалактики» — це галактики, які з якихось причин дуже потужно випромінюють в радіодіапазоні. Наша Галактика теж має радіохвилі, проте вони не настільки потужні. У радіогалактик процес випромінювання радіохвиль виражений досить яскраво. Причиною такого випромінювання є наявність великої кількості космічних променів, які рухаються в різних міжзоряних магнітних полях. У радіогалактиках не є достатньою кількість наднових зір для організації великої кількості космічних променів. Ці промені утворюються при потужних процесах вибухового характеру, які відбуваються у ядрах у періоди їх потужної активності. Релятивістські частинки викидаються з ядер у вигляді двох великих хмар, які розлітаються у різні боки на великій швидкості, відбувається їх розсіювання у міжгалактичному просторі. В деяких випадках поблизу галактики можна спостерігати старі протяжні хмари, які розсіюються, і по дві сторони ядра невеликі, проте яскраві, хмарки. Це є демонстрацією циклічного характеру активності ядер.

Є клас галактик, який отримав назву «сейфертівські галактики». Це спіральні галактики з яскравими та активними ядрами. Приблизно 1 % від усіх спіральних галактик є сейфертівськими. Вважається, що такі галактики є етапом, який повторюється в процесі розвитку нормальних спіральних галактик. Це звичайні галактики з ядрами, які перебувають в активному стані.

Можна припустити, що багато мільйонів років тому ядро нашої галактики було активним. Сонце і вся планетарна система перебувають поблизу галактичної площини, і це ускладнює спостереження за ядром нашої галактики. Проте це стає можливим в радіо та інфрачервоному діапазоні. Галактичне ядро є джерелом інфрачервоного випромінювання. Відбувається процес, під час якого міжзоряний пил поглинає світло. Це стає причиною того, чому неможливо спостерігати оптичне випромінювання ядра нашої Галактики. А ось вести оптичні спостереження процесів, що відбуваються у ядрі туманності Андромеди можна через те, що її галактична площина нахилена до променю зору під значним кутом. Тоді як протяжність шару міжзоряного пилу, який поглинає світло, не велика.

Квазари. Авторство належить: ESA/Hubble

Відкриття та гіпотези[ред. | ред. код]

У 1963 році відбулось виявлення об'єктів нового типу, що розташовуються поза межами нашої галактики. Зробив це відкриття голландський винахідник Маартен Шмідт. Об'єкти, що були виявлені, мають зіркоподібний вигляд. Такі об'єкти отримали назву «квазари». Їх спектр складається з яскравих ліній випромінювання на безперервному фоні. Науковець Сміт ототожнив їх зі звичайними лініями магнію, водню та кисню. Лише з одним нюансом — ці лінії були значно зсунуті по спектру в червоний бік. Прийнято вважати, що причиною зміщення квазарів є ефект Доплера. Всі квазари віддаляються від нашої галактики зі швидкостями, які можуть досягати 290 тисяч кілометрів на секунду. Досягнення таких величин швидкості пов'язане з тим, що Всесвіт розширюється. Яскравість квазарів змінюється в оптичному діапазоні. Квазари не можуть бути об'єктами, які складаються з тисяч мільярдів зірок. Потужність, з якою відбувається випромінювання квазарів перевищує потужність сейфертівських ядер в багато разів. Існує певна послідовність, яка починається від ядер нормальних галактик, до ядер сейфертівських галактик. В квазарах маса гарячого газу досягає мільйонів сонячних мас. Для сейфертівських ядер цей показник менший у тисячі разів. Квазари є чимось подібним до надпотужних галактичних ядер[4]. Не зважаючи на те, що з'являються такі типи галактик, як сейфертівські, квазари, й інші, вони все одно є пов'язанними з класифікацією Хаббла[5].

Існує гіпотеза, згідно з якою у ядрі Галактики є чорна діра. Маса цієї діри набагато перевищує масу Сонця[6].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. Климишин І. А., Тельнюк-Адамчук В. В. Шкільний астрономічний довідник: Кн. Для вчителя. — К.: Рад. Шк.., 1990.-287 с. — С. 48-49
  2. а б в г д Мухин Л. М. Мир астрономии: Рассказы о Вселенной, звездах и галактиках/ Худож. Н. Маркова. — М. : Мол. гвардия, 1987. — 207[1] c., ил. — (Эврика) — С.91-100
  3. Агекян Т. А. Звезды, галактики, Метагалактики. — 3-е над., перераб. и доп. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1982, 416 с.
  4. а б в г д е Шкловский И. С. — Вселенная, жизнь, разум/ Под. Ред. Н. С. Кардашева и В. В. Мороза. — 6-е изд., доп. — М.: Наука. Гл. ред. Физ.–мат. Лит., 1987 (Пробл. Науки и техн. прогресса). — 320 с. — С. 77-87
  5. Сучков А. А. Галактики знакомые и загадочные — М.:Наука. Гл. ред. Физ. — мат.лит., 1988 (Пробл. Науки и техн. прогресса). -192 с. — С.24
  6. Пришляк М. П. Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів. — Харків: Веста: Видавництво «Ранок, 2005» — 144 с. — С. 108